大気を失ったはずの溶岩惑星が恒星の光の74%を反射、ウェッブが確認

ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）が、溶岩に覆われた岩石惑星が、恒星のすぐ近くを公転し一年が地球の半日にも満たないにもかかわらず、金星とほぼ同等の反射率を持つことを発見した。ウェッブはこの惑星のほぼ全軌道にわたって追跡し、降り注ぐ星の光の大部分を吸収せずに反射している様子を捉えた。

本来、そんなことは起こるはずがない。溶岩は暗く、これほど強い放射線にさらされた小さな岩石惑星は、とっくに大気を失い、黒く焦げた球体になっていると予想されていた。明るい惑星は、マグマの上に何かが存在することを意味する。すなわち、厚い大気、おそらくは表面から蒸発した岩石からなる反射性の雲を伴った大気である。

このことから、TOI-561 bは、太陽系外の岩石惑星で大気を維持している最も有力な候補の一つとなった。JWSTはこれまで、赤色矮星の周りにある小さな岩石惑星を多数調査してきたが、そのほとんどは裸の岩石だった。ところが、大気を維持する権利が最も少ないと思われるこの惑星が、それを維持しているように見える。

この研究は、モントリオール大学のサミュエル・ブーシェ（Samuel Boucher）氏が主導し、プロジェクトリーダーをウォータールー大学のリサ・ダン（Lisa Dang）氏が務めた。論文は『The Astronomical Journal』に掲載された。共著者であるバーミンガム大学のアンジャリ・ピエット（Anjali Piette）氏は、「我々の発見は現在の理論に挑戦するものです。TOI-561 bのような強い放射線にさらされた岩石惑星は、数十億年前に大気を失っているはずだと予想されていました」と述べている。

ウェッブが見えない惑星の光をどうやって測ったか

ウェッブはTOI-561 bを直接撮影することはできない。この惑星は、ろくぶんぎ座の方角、約280光年離れた恒星の眩しい光の中に埋もれているからだ。ウェッブができるのは、恒星と惑星の赤外線の輝きを極めて高い精度で測定し、惑星が公転するにつれてその輝きが変化する様子を観測することである。

この惑星はほぼ確実に潮汐ロックされており、一方の面は常に昼間、もう一方の面は常に夜となっている。公転に伴い、ウェッブは高温の昼側を多く見るようになり、次に夜側を多く見るようになる。惑星が恒星の背後に隠れると、その光は消え、その減光の大きさから昼側の輝きが直接得られる。この軌道全体にわたる増減は位相曲線と呼ばれる。

研究チームは、ウェッブのNIRSpec装置を約37時間連続でこの星系に向け、約4周回分をカバーし、波長約3～5マイクロメートルの赤外線を観測した。この惑星の昼側の光は、恒星の光に対してわずか数万分の一程度しか加わらない。これを分離するため、研究者らは恒星表面のゆっくりとした沸騰パターンである粒状斑（グラニュレーション）もモデル化し、その明るさの変動を補正した。

「この手法は位相曲線として知られており、惑星が恒星からの光のかなりの部分を反射していること、そして熱が日照側だけでなく惑星全体に再分配されていることを明らかにしました」とダン氏は述べた。「これらの点が、大気の存在を示しています。」

なぜ数値が裸の岩石の可能性を排除するのか

論点はエネルギー収支である。この距離にある暗い裸の岩石が、すべての光を吸収し、夜側に熱を移動させなければ、昼側の温度は約3,200ケルビン（約2,900度）になるはずである。しかしウェッブが測定した昼側の温度は約2,050ケルビン（約1,780度）、夜側は約1,090ケルビン（約820度）だった。裸の岩石では、永久的な夜側を暖める方法はない。

夜側はまだ、失われたエネルギーを説明するほど暖かくないため、そのエネルギーのほとんどは吸収される前に反射されていることになる。この収支から、研究チームは惑星が恒星から受け取る光のうち宇宙空間に反射する割合を示すボンドアルベドを約0.74（誤差約±0.1）と導き出した。硫酸の雲に覆われた金星は約0.77、地球は約0.3、月は約0.1である。実験室での試験では溶岩は反射率が低いことが示されており、反射を起こしているのは地面ではない。

惑星の気候のコンピュータモデルもこれを裏付けた。研究チームは、水蒸気、二酸化炭素を含む水、ほぼ純粋な酸素の大気を、地表気圧が10気圧（地球の10倍）までの範囲でテストした。暗い裸の岩石では観測されたものよりはるかに大きな位相曲線が得られたが、1～10気圧の明るい大気では、ガスの組成に関係なく最も近い値となった。著者らは、実際の大気はさらに厚いと推測している。なぜなら、この惑星の低密度は深いエンベロープ（外層）を示唆しており、薄い層ではこの放射線に数十億年も耐えられないからである。

砂の成分からなる雲

反射体の有力候補は、ケイ酸塩鉱物（石英や普通の砂を含む鉱物群）の雲である。昼側はマグマオーシャンから岩石を蒸発させるのに十分な高温であり、空気が冷える昼側の端付近では、その蒸気が二酸化ケイ素やケイ酸マグネシウムの粒子に凝縮し、ウェッブが使用した波長の光を非常に効率的に散乱させる。

研究チームは最も厳しいケース、すなわち何も反射せず昼側が可能な限り高温になる惑星をテストした。それでも朝側には雲が形成され、それだけでボンドアルベドは約0.24になった。これはフィードバックを示唆している。雲が昼側を冷やし、より冷たい空気がより多くの雲を形成させ、惑星はさらに明るくなる。雲は光を反射することで、ガスを宇宙空間に追い出すエネルギーも削減し、大気そのものに対する日焼け止めの役割を果たす。同様の効果は、最も反射率の高い太陽系外惑星の一つである高温の海王星型惑星LTT 9779 bについても提案されている。

解明されていないこと

大気の組成は誰にもわかっていない。厚い二酸化炭素の毛布に覆われた、はるかに高温の金星のようなものかもしれないし、木星の火山衛星イオから噴出するガスのように二酸化硫黄が豊富なものかもしれない。気候モデルは、水が豊富な組成と酸素が豊富な組成の両方にほぼ同程度に適合しており、著者らはどちらが優れているとは判断していない。

また、2つのNIRSpec検出器の結果は一致していない。一方は最も高温のスポットがモデルの予測よりも西にずれていることを示し、他方は夜側がどのモデルよりも低温であることを示している。研究チームは、これは恒星の変動の残差、一方の検出器の既知のドリフト、あるいは波長による雲やガスの実際の違いである可能性があると述べている。温度の値は、惑星の輝きのピークを捉えていない狭い赤外線の窓に基づいているため、最良の推定値である。

最も深い謎は、なぜ大気が存在するのかということである。脱出理論によれば、これほど強い放射線を受けたスーパーアースは、大気を剥ぎ取られているはずである。著者らは4つの可能性を挙げている。惑星がミニ・ネプチューンとしてガスに富んで生まれたこと、重い二次大気は軽い水素大気よりもはるかにゆっくりと漏出すること、惑星がより遠くで形成され恒星の最も活動的な時期を過ぎてから内側に移動したこと、あるいは溶けた内部に閉じ込められたガスが再び染み出しており、マグマオーシャンが惑星全体に広がる火山として機能していることである。これらのうち複数が同時に当てはまる可能性もある。

岩石が少なすぎる岩石惑星

TOI-561 bは、太陽よりわずかに小さく冷たく、太陽の約2倍の年齢である約100億歳の恒星の周りで知られている4つの惑星のうち、最も内側を公転している。この惑星の直径は地球の約1.4倍、質量は約2.2倍であり、地球やこのような密接軌道にあるほとんどの惑星よりも密度が低い。これは、より軽い物質の深い層が存在することを示す初期の手がかりである。恒星までの距離は、水星と太陽の距離の約35分の1で、公転周期は約10.7時間、地球が受ける星の光の約4,700倍もの放射線を受けている。

TOI-561 bに関するよくある質問

TOI-561 bとは何ですか？

約280光年離れた場所にある岩石質のスーパーアースで、直径は地球の約1.4倍です。約10.7時間で恒星の周りを公転しており、非常に近いため、表面は全球的なマグマの海であると考えられています。

TOI-561 bには大気がありますか？

証拠は「はい」を示しています。ウェッブは、裸の岩石であるべき温度よりもはるかに低い昼側の温度と、暖かい夜側の温度を測定しました。これらは、光を反射し、惑星全体に熱を移動させる厚い大気の存在を必要とします。

溶岩惑星に雲はできますか？

おそらく可能です。TOI-561 bでは、マグマオーシャンからの岩石蒸気が、昼側の空気が冷える場所で二酸化ケイ素やケイ酸マグネシウムの雲に凝縮する可能性があり、これらの雲が約0.74というボンドアルベドの主な説明となっています。

TOI-561 bに生命は存在し得ますか？

いいえ。昼側は約1,800度、表面は溶岩であり、私たちが知る生命が生存できる範囲をはるかに超えています。この惑星の価値は、岩石惑星がどのように大気を維持または喪失するかを示す点にあります。

今後の展望

同じウェッブのデータには、惑星が恒星の前を通過する際に大気を透過した星の光のスペクトル（トランジットスペクトル）も含まれており、研究チームは今後の論文でこれを分析し、大気の厚さ、組成、雲を調査する予定である。また、内部と大気がどのように共進化したかをモデル化し、どの脱出経路が適合するかを調べている。

ウェッブは、観測プログラム3860の下、2024年5月に2日間かけて位相曲線を収集した。カーネギー科学研究所のジョハンナ・テスケ（Johanna Teske）氏が主導した昼側の最初の分析は2025年12月に発表され、この惑星が裸の岩石ではありえないほど低温であることが判明した。位相曲線に関する論文は2026年9月29日にオンライン公開され、バーミンガム大学は2026年10月26日に結果を発表した。

決定的なテストは、ウェッブのMIRI中間赤外線装置による位相曲線の観測である。これにより、昼側と夜側の温度を独立して特定でき、恒星の変動の影響を受けにくく、二酸化炭素が強い特徴を示す15マイクロメートルの波長帯をカバーできる。「JWSTでより長い波長でこの惑星を観測すれば、洞察が得られ、このような高温の惑星がどうやって数十億年にわたって大気を維持してきたのかを説明する助けとなるでしょう」とダン氏は述べた。

参考文献：Boucher et al., “A Highly Reflective Atmosphere on the Lava World TOI-561b Revealed by JWST/NIRSpec Phase Curves,” The Astronomical Journal, 2026. DOI: 10.3847/1538-3881/ae9763

タグ: 天文学, James Webb Space Telescope, 系外惑星, TOI-561 b, スーパーアース, 溶岩惑星